El Observador de Estrellas Dobles

Alabama del Sur en Estados Unidos. Cuatro números
anuales. Como ventaja, el propio Brian
Mason, encargado del mantenimiento del WDS,
es asesor y editor consultivo de la revista. En inglés.
http://www.jdso.org/
El Observador de estrellas dobles
La revista que usted tiene en sus manos. Publicación
cuatrimestral. A partir de este primer número
serán aceptados trabajos que incluyan listas de
medidas. Nosotros nos encargaremos de hacerlas
llegar al WDS. En castellano.
Envío directo al WDS
También es posible acelerar el proceso de inclusión,
enviando las medidas en un formato tabular
específico que le indicarán tras contactar con
wds@usno.navy.mil
Este método puede resultar muy útil si, por ejemplo,
usted publica sus trabajos en el característico
boletín interno de su asociación astronómica cuya
difusión, generalmente, suele estar limitada a los
socios de la agrupación. Es una manera de garantizar
que cualquier modesta publicación, pero no
por ello menos efectiva, tenga las mismas opciones
de hacer valer cualquier trabajo serio.
¿Se puede pedir más? Siempre se puede
pedir más.
Otras tareas adicionales
Como ya les he comentado anteriormente,
su principal referencia para la planificación de los
programas de observación será el catálogo WDS.
Éste, es un catálogo general de estrellas dobles
visuales en el más amplio sentido del término; es
decir, no es un catálogo específico de estrellas
binarias visuales. Como consecuencia, este hecho
peculiar conlleva colateralmente que los listados
del WDS estén muy poblados de meros y clarísimos
pares ópticos sin interés. Sin embargo, otro
buen montante de pares habrán demostrado su
carácter físico a lo largo del tiempo, aunque sea
prematuro aún calcular sus órbitas. Otros serán
pares orbitales y, finalmente, el resto permanecerán
en un estado indefinido sobre los que poco o
nada se conoce acerca de su naturaleza. A estas
alturas, ustedes ya han asimilado que trabajar en
la medición de pares ópticos supone un gasto
inútil de tiempo y recursos. Así pues, ante la
eventual amenaza de realizar un trabajo que no
tenga utilidad científica, sus mentes despiertas se
preguntarán: ¿es factible evaluar de alguna manera
y con un cierto grado de fiabilidad la posible
binariedad de una estrella doble? Pues sí, es posible
hacerlo y por varios caminos independientes
que se complementarán. Hagamos un repaso.
En una primera instancia, es muy recomendable
estudiar la tendencia de las mediciones
históricas de ángulo de posición y distancia que,
gracias a otros observadores, se han acumulado a
lo largo del tiempo. Ustedes podrán acceder a estos
datos, solicitando al USNO -vía Internet- el
archivo de observaciones de un par en concreto.
Si el número de medidas es suficientemente grande
y están muy distanciadas en el tiempo, es fácil
comprobar cómo se ha ido moviendo la estrella
secundaria con respecto a la principal. Se verá
claramente si se acercan, se alejan o la distancia
ha permanecido estable y a qué ritmo se han producido
los cambios de posición relativa en distancia.
El ángulo de posición también puede mantenerse
invariable, o por el contrario aumentar o
disminuir siendo directo o retrógrado. En definitiva,
en una verdadera estrella binaria el ángulo de
posición variará progresivamente y la distancia
entre ambas estrellas oscilará entre un mínimo y
un máximo. En una primera aproximación, un
claro movimiento rectilíneo de la secundaria sería
un buen indicativo de opticidad, aunque este tipo
de cinemática también puede resultar engañoso:
podría darse el caso de que la doble fuera física
pero con un periodo orbital de miles de años y
cuya órbita fuera extremadamente excéntrica.
Según esta geometría, las observaciones disponibles
simplemente nos estarían enseñando un trozo
de arco orbital muy “plano”, casi asumible a
una recta. Cómo verán, el tomar partido no es una
cuestión tan sencilla a priori.
Aquí convendría hacer algún comentario
acerca de los movimientos propios de las componentes.
Los movimientos propios de las componentes
de un sistema binario, es decir, de un sistema
físico, deben ser muy similares en un porcentaje
bastante alto (de un 90% o más). Debemos
tener en cuenta que ambas estrellas viajan juntas
en el espacio a la misma velocidad, en la misma
dirección y se sitúan a la misma distancia de nosotros;
por lo tanto, los movimientos espaciales de
ambas componentes deben ser iguales. Sin embargo,
al describir el sistema un movimiento orbital
kepleriano los "movimientos propios" de las
componentes que vemos desde la Tierra son, en
realidad, una combinación del verdadero movimiento
propio de cada componente más el movimiento
orbital sobre el centro común de gravedad
del sistema. Por esta razón, los movimientos propios
pueden ser ligeramente diferentes. Esta diferencia
en los movimientos propios, llamada movimiento
propio relativo del sistema, es de suma
importancia pues nos está informando del movimiento
orbital relativo del sistema.
Así pues, si las dos estrellas poseen movimientos
propios similares y se sitúan a la misma
distancia de nosotros, existen muchas probabilidades
de que realmente estén enlazadas físicamente.
En este caso particular la doble será bautizada
como par de movimiento propio común. El
movimiento propio común es una condición necesaria
para que haya binariedad, aunque no sufi-
el observador
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